가장 가까운 항성, 태양.

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1 가장 가까운 항성, 태양

2 기본자료 거리: 1.0 AU (1.02 – 0.98) 각크기 : 0.52도=32분 회전주기 : 25.38일(적도)
밀도:1.4 g/cm3 표면탈출속도 : km/s 표면온도 : 5800도 중심온도: 15*106도 K 분광형 :G2V 겉보기등급 : 절대 등급 : 4.83

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4 5. 태양-하나의 핵 발전소 태양의 에너지 태양은 스스로 빛을 내는 거대한 고온의 기체구이다.
태양이 1초 동안에 방출하는 에너지 = 4  1026 W. 태양의 나이는 46억년.

5 태양 에너지의 근원? 1800년대 중반: Darwin: 진화를 설명하려면 적어도 > 108 years old
Lyell: 지질학적 변화를 설명하려면 > 108 years Kelvin: 중력 포턴셜에서는 단지 천만년 유지 ! 당시는 태양 에너지 근원을 설명할 물리적 과정이 없음! Charles Darwin Charles Lyell William Thomson, Lord Kelvin

6 5.1. 태양에너지의 근원 산화 에너지 중력 에너지 (위치에너지의 반이 에너지로 방출, 반은 운동에너지로) 질량 에너지
태양에너지의 근원이 산화에 의한 열에너지라면, 태양은 수 천년이상 지속될 수 없다. 중력 에너지 (위치에너지의 반이 에너지로 방출, 반은 운동에너지로) 태양은 매년 40m 씩 수축해야 한다. 태양은 최대로 1억년 정도 지속된다. 질량 에너지 Einstein의 상대성이론 E = m c2 태양의 질량 손실: 4  1012 g/yr

7 물질의 상태 고체 , 액체 . 가스, 프라즈마 ;물질 입자(분자, 원자, 이온) 의 에너지가 다르다. 즉 열에너지를 얻거나 잃으므로 상태가 달라진다. Water : 고체(어름, 눈), 액체(물), 기체(증기) 4 가지의 힘 전자기력(EM force) : binding atoms in solids, liquids, and holds electrons within atoms 강한힘(Strong force) : holds together proton, netrinos, and atomic nuclei. 약한힘(Weak force) : controls a variety of nuclear interactions including radioactive decay. 중력

8 전자기력

9 Strong force

10 Weak force

11 5.2. 소립자 반입자 각각의 입자에 대응하는 반입자가 존재한다. 입자와 반입자는 서로 접촉하면서 소멸된다.
반 양성자 반 중성자 양전자 반입자 각각의 입자에 대응하는 반입자가 존재한다. 입자와 반입자는 서로 접촉하면서 소멸된다.  에너지가 생긴다.

12 Chemical elements

13 5.3. 핵 융합 반응 핵 인력과 전기적 반발력 핵융합 (턴넬링에의한 쿨롬장벽을 뚤음 :양자역학)
양성자와 양성자는 서로 전기적 반발력 (~ 1 Mev)을 가지고 있다. 양성자와 중성자는 강한 핵력에 의해서 결합되어 있다. 양성자와 양성자가 핵력에 의해서 결합되려면 큰 운동 에너지 (열 에너지)가 필요하다. 핵융합 (턴넬링에의한 쿨롬장벽을 뚤음 :양자역학) 4개의 수소 원자가 1개의 헬륨 원자를 만든다. 입자들이 강한 핵력으로 뭉쳐 하나의 원자핵을 형성할 때 핵 에너지가 방출된다. (질량이 약간 줄어든다.)

14 5.4. 태양내부의 핵 융합: P-P 연쇄 반응 1 단계 1H + 1H  2H + e+ +  (1.44Mev)
e+ + e-  -ray 2 단계 2H + 1H  3He + -ray (5.49 Mev) 3 단계 3He + 3He  4He H (12.9 Mev) 질량손실은 수소 질량의 0.7%. X 4 = (원자량)

15 원자핵 Positively Charged 강한 핵력으로 결합 Helium Neutrally Charged

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18 핵합성에 의한 에너지 방출 원인? 핵합성 : 질양 : 4m(p) > m(4He) !
4개의 양성자 질량 < 하나의 헬륨질량 Einstein says E = mc2: 질량은 에너지의 한 형태! each 4He liberates energy:

19 태양의 주계열 수명 E=mc2 한번 의 융합 반응에서 나오는 에너지 =0.0286(1.66x10-27)(9x1016)=4.3x10-12J 태양에서 얻을 수 있는 열핵반응 총에너지 E total = m(4 H –He) C2 (0.1Mo) /m(4H) = x(9x1016)(0.2x1030)=1.28x1044J 현재 태양광도 : 3.9x1026 J/s  100억년 지속

20 The CNO Cycle

21 5.5. 태양내부 이론-(1) 안정된 태양 태양은 팽창하거나 수축하지 않는다. 태양 내부의 온도는 1500만도.
압력이 매우 높다. 압력은 외각 층의 무게와 평형을 이룬다. “정 유체 역학적 평형”  태양 내부의 압력과 온도를 계산할 수 있다.

22 5.5. 태양내부 이론-(2) 태양 내부에서의 열 전달 전도 복사 대류 거의 일어나지 않는다. 아주 느리게 진행된다.
중심부의 광자가 태양 표면까지 수 백만년이 걸린다. (참고) 중성 미자는 빛의 속도로 태양을 통과한다. 대류 태양의 중심부와 표면근방에서 중요.

23 5.6. 태양내부관측: 태양 지진학 태양 진동 관측 방법
태양 진동의 근원은 태양 내부 깊숙한 영역에서 발생되어 파동운동에 의해 나타난다. 관측 방법 태양의 진동에 의한 표면의 시선 속도 (<100 m/s) 를 측정한다. “범 세계 진동 관측 망군” 태양 표면의 대류 층은 태양 반지름의 30%까지 확장되어 있다.

24 5.6. 태양내부관측: 태양에서 온 중성 미자 중성 미자의 성질 중성 미자의 검출 질량이 없고 광속도로 진행한다.
(태양에너지의 약 3%) 다른 물질과 거의 상호 작용을 하지 않고 그냥 통과한다. 중성 미자의 검출 염소 원자핵과 반응 Cl +   Ar 1.5 km 떨어진 지하 갱도에서 40만 l 의 염소 탱크를 설치해서 측정한다. 측정 결과와 이론이 일치하지 않는다. 중성 미자가 질량을 가지고 있는 것이 아닐까? 여러 종류의 중성미자로 설명

25 2002년 노벨 물리학상–Raymond Davis 의 south Dakoda Homestake 금광갱도 의 지하 1
2002년 노벨 물리학상–Raymond Davis 의 south Dakoda Homestake 금광갱도 의 지하 1.6km : 중성미자 검출을 위한 40만 리터 C2 CL4 저장고                                   

26 Masatoshi Kosiba – 2002 년 노벨 물리학상 Kamiokande 중성미자 검출기
                                                 

27 Riccardo Giacconi – 2002 Nobel 물리학 상
Einstein X-ray Observatory NASA- Uhuru Father of X-Ray Astronomy : 1962 ;cosmic x-ray source detected

28 Lower-energy neutrino
GALLEX & SAGE : in gallium GALLEX : SNU SAGE : SNU Model : 130 SNU  discrepancy in properties of the neutrino (electron neutrino + muon & tau neutrinos), if neutrinos have finite mass , these three types may couple.

29 중성미자의 문제 3종류의 중성미자 ; 3 flavors
Davis : one flavor, electron-neutrino 관측 Oscillate among 3 flavors  some of electron –neutrino transform into tau- and muon-neutrinos  neutrino cannot oscillate unless they have mass (암흑물질 후보)

30 생각해 보기 태양에서 핵 융합 반응이 갑자기 멈출 경우 어떤 영향을 예측할 수 있을까? 태양의 활동이 지구에 미치는 영향? 왜 현대에는 우주 예보가 필요할까?